Cloudy with A Chance of Rain: Accretion Braking of Cold Clouds
了解冷气体的生存、成长和动力学是星系形成的基础。虽然有大量的“风洞”模拟工作研究风中的这种冷气体，但这种气体在重力作用下的下落至少同样重要，而且根本不同，因为冷气体永远不会夹带。相反，速度切变增加并保持不变。如果这些云正在增长，它们会受到低动量气体吸积产生的阻力，这种阻力超过冲压压力阻力。这导致亚维里终极速度，与观察一致。我们发展简单的分析理论和预测的基础上湍流辐射混合层。我们测试这些缩放在3D流体动力学模拟，无论是人为的恒定背景，以及一个更现实的分层背景。我们发现，下落气体的生存标准比在风中更严格，要求云的增长速度比他们被摧毁（$t_{\rm grow} < 4\,t_{\rm cc} $）。这可以转化为一个临界压力，在类似银河系的条件下是$P \sim 3000 {\rm k}_B {\rm K}\,{\rm cm}^{-3}$。通过平面几何中的线性热不稳定性（$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} < 1$）形成的冷气体满足存活阈值。在分层环境中，较大的云只需要在冷却变得有效之前存活下来。我们讨论的应用程序的高速云和细丝的星系团。
2023-01-20 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows. IV. Cosmic-Ray-Driven Acceleration
我们进行了一套模拟宇宙射线（CR）驱动的，辐射冷却的冷云嵌入在热的材料，发现在银河系外流的演变。在这种相互作用中，CR以Alfvén速度流向云，该速度在云边界处急剧下降，导致压力在云前方积聚的瓶颈。与此同时，CR沿着云的侧面流动，形成一个边界层，在那里发展出大的细丝。这个边界层中的切变是云破坏的主要模式，在所有情况下都相对缓慢，但在阿尔文速度最低的情况下最慢。这样，瓶颈区的CR射线压就有足够的时间对冷云进行有效的加速。此外，辐射冷却对这些相互作用的影响相对较小。我们的模拟是二维的，并受到宇宙射线动力学的简化处理，忽略CR加热，和理想化的磁场几何形状的限制。然而，我们的研究结果表明，宇宙射线，当作为动量输入的主要来源，能够加速云的速度与星系流出中观察到的速度相当。
2020-10-14 astro-ph.GA
How cold gas continuously entrains mass and momentum from a hot wind
在星系风中普遍观察到的快速移动的冷气体的存在在理论上是令人困惑的，因为冷气体的破坏时间远远小于其加速时间。在以前的工作中，我们发现，如果混合气体的辐射冷却时间短于云的破坏时间，冷气体可以加速到风速并增加质量。在这里，我们更详细地研究了这个过程，并在各种场景中发现了非常强大的云加速和增长。辐射冷却，而不是开尔文-亥姆霍兹不稳定性，能够通过冷却引起的压力梯度将热气体自持夹带到云上。事实上，当云几乎同步移动时，增长就会达到峰值。卷吸速度是冷气体声速的数量级，并且增长伴随着云脉动。增长对背景风和初始云的几何形状也是稳健的。例如，在绝热Chevalier-Clegg型风中，质量增长率是恒定的。虽然增长率与磁场相似，云的形态发生了显着变化，低密度，磁支持的细丝，具有小的质量分数，但占主导地位的体积。这可能会使吸收线观测产生偏差。云的增长，从夹带和冷却热气体可以潜在地占冷气含量的CGM。它也可以在星系盘中形成恒星，因为在星系喷泉中循环的冷气体会吸积并冷却晕气体。我们推测，一旦${\rm N} \sim 10^{18} \ {\rm cm^{-2}}$的云柱密度得到解决，星系尺度的模拟应该收敛于冷气团。
2019-12-09 astro-ph.GA
Shattering and growth of cold clouds in galaxy clusters: the role of radiative cooling, magnetic fields and thermal conduction
在星系团中，热的团内介质（ICM）可以在最亮的星系团周围形成引人注目的多相结构。人们已经做了很多工作来了解这个中央星云的起源，但很少有人研究它在最初的结构被分解成单个的冷团块后的最终命运。在本文中，我们进行了一套30（磁）kpc尺度的冷云的流体动力学模拟与典型的参数发现的星系团模拟，以了解云是否混合回热ICM或可以持续。我们研究了辐射冷却、小尺度加热、磁场和（各向异性）热传导对云的长期演化的影响。我们发现，细丝碎片冷却的时间尺度短于破碎的时间尺度，下降的压力平衡与热介质，粉碎，形成较小的团块。这些作为进一步冷凝的成核点，并通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性混合，导致冷气体质量在7500万年内翻倍。云的增长取决于密度，以及局部加热过程，这决定了云是否经历烧蚀或破碎驱动的演变。磁场会减慢但不会阻止云的生长，冷相和暖相的演变都对磁场拓扑结构敏感。与直觉相反，与非传导性云相比，各向异性热传导增加了冷气体的生长速率，也导致了更大量的暖相。我们的结论是，在研究星系团的长期冷却流演化时，$500$ pc或更大尺度上的致密团块是不可忽略的。
2022-11-30 astro-ph.GA
Effects of Cloud Geometry and Metallicity on Shattering and Coagulation of Cold Gas, and Implications for Cold Streams Penetrating Virial Shocks
通过数值模拟研究云几何、金属丰度及紫外背景对冷气体破碎与凝聚的影响，发现冷流穿透维里激波时易破碎，影响星系周介质冷气体分布及星系熄灭。
2024-11-08 astro-ph.GA
Hydrodynamic Shielding and the Survival of Cold Streams
热介质中的冷云很快被压碎、撕碎，然后由于它们与背景气体的相互作用而被加速。冷云在恶劣环境中以相当大的速度持续移动是许多天体物理系统的一个常见但令人困惑的特征，从探测星系晕的类星体吸收线到经过Sgr $A^*$附近的尘埃云。在这里，我们运行一组理想化的数值实验，使一系列相互分离的冷云线经受热背景风。我们发现，这种云流能够通过加速热背景物质来保护自己免受流体动力学破坏，从而创造出一个共同运动的气体保护层。我们写下一个简单的扩散方程，再现的模拟行为，我们讨论的宇宙学气体吸积和G2的影响。
2018-10-30 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows II: The Role of Thermal Conduction
我们探讨了电子热传导的辐射冷却的冷云嵌入流的热和快速的材料，发生在流出的星系的演变的影响。执行三维自适应网格细化流体动力学模拟的参数研究，我们表明，电子热传导导致冷云蒸发，但它也可以通过将它们压缩成致密的细丝来延长它们的寿命。我们区分低柱密度云，这是在很短的时间内中断，和高柱密度云与更长的中断时间，是由撞击热能和蒸发之间的平衡。我们提供了适合的云的寿命和速度，可以用于星系尺度的外流模拟，其中个别云的演变不能建模所需的分辨率。此外，我们表明，云只加速到环境速度的一小部分，因为蒸发压缩导致云呈现一个小的横截面的环境流。这意味着，要么磁场必须抑制热传导，要么在星系外流中观察到的冷云不是由星系携带的冷物质形成的。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold HI ejected into the Magellanic Stream
我们报告的直接检测到冷HI气体的云喷射的小麦哲伦云（SMC）朝向麦哲伦流。云是SMC外围HI气体碎片壳的一部分。这是第二次利用吸收直接探测到与麦哲伦流有关的冷HI。冷气体是用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对河外源PMN J0029 $-$ 7228进行的21厘米HI吸收线观测探测到的。我们发现气体的自旋（激发）温度为$68 \pm 20$ K。我们认为，从麦哲伦云中破碎的超级壳层可能是供应麦哲伦流其余部分的冷气体的来源。
2020-06-02 astro-ph.GA
Ion densities of cold clouds driven by galactic outflows
本研究针对星系周介质多相相互作用问题，开展冷云穿行热CGM的云粉碎模拟分析离子分布与模拟光谱，发现多相吸收特征，但无法解释高电离离子与低电离离子共存的观测现象。
2025-05-21 astro-ph.GA
H2, CO, and Dust Absorption through Cold Molecular Clouds
相对于常用的示踪剂CO，分子云中H2的丰度仅在少数嵌入式恒星中测量，这些恒星可能被非典型气体包围。我们目前的观测近红外吸收的H2，CO和尘埃对恒星背后的分子云，提供了一个代表性的样品，这些分子在冷分子气体，主要是在金牛座分子云。我们发现N_H2/A_V约为1.0x10^21 cm^-2，N_CO/A_V约为1.5x10^17 cm^-2（包括固体CO在内为1.8x10^17），N_H2/N_CO约为6000。测量的N_H_2/N_CO比值与各种分子云中的嵌入恒星的N_H_2/N_CO比值一致，但都小于由CO和恒星计数的毫米波观测得到的比值。这种差异显然是由于直接测得的N_CO/A_V比值较高所致。
2017-03-28 astro-ph.GA
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A proposed chemical scheme for HCCO formation in cold dense clouds
最近在两个冷的致密云中发现了烯酮基（HCCO），其丰度不可忽略，只有几个1 e-11（与H2相比）（Agundez等人，2015）。到目前为止，还没有化学网络能够重现这一观察结果。我们在这里提出了一个化学方案，可以再现HCCO丰度与HCO，H2 CCO和CH 3CHO在乌云狼疮-1A和L486。HCCO的主要形成途径是Agunez等人（2015）提出的OH + CCH -> HCCO + H反应，但速率系数比当前模型中使用的大得多。由于该反应从未在实验或理论上进行过研究，因此该较大值是基于与其他类似系统的比较。
2015-09-01 astro-ph.GA
Chemistry and Radiative Transfer of Water in Cold, Dense Clouds
赫歇尔空间天文台最近在寒冷稠密的L1544云中探测到水蒸气，这使得在恒星形成之前的条件下，对氧物种的观测和化学模型进行直接比较成为可能。我们解释了气相水的化学模型，简化了有限数量的反应或过程，是活跃在极冷（$<$ 15 K）。在这个模型中，水通过冻结在颗粒上和通过光解从气相中除去。水在尘埃颗粒表面由O和OH形成冰，并通过光脱附释放到气相中。相对于L1544缓慢的动力学演化，反应足够快，使得气相水在整个云的局部条件下处于平衡状态。我们解释了H $_2$ O（$1_{10}-1_{01}$）线的反常辐射转移。尽管由大的爱因斯坦A系数引起的令人沮丧的高光学深度，在冷的，稀薄的H $_2$中的亚临界激发导致线亮度与列密度成线性比例。因此，水线可以提供冷的稠密云中心最暗区域的化学和动力学过程的信息。观测到的水线的逆天鹅座P-Cygni剖面通常表明云在收缩。该轮廓是用不稳定准静态流体动力学平衡（不稳定的Bonnor-Ebert球体）缓慢收缩的动力学模型再现的。
2014-03-02 astro-ph.GA
The Effects of Ram Pressure on the Cold Clouds in the Centers of Galaxy Clusters
我们讨论了冲压压力对冷核星系团中心冷云的影响，特别是它如何降低云的速度，有时会导致冷气体和年轻恒星之间的偏移。在观测和我们的模拟中，分子气体的速度都落在$100-400$ km/s的范围内，如果它们从几十kpc的弹道下降，则比预期的要低得多。如果团簇内介质（ICM）处于静止状态，ICM的冲压压力只会略微降低云的速度。当我们假设云实际上是“蓬松的”，因为它们与一个温暖的热层共同移动，速度变得更小。如果我们还考虑在星团中心的活动星系核风，通过增加一个从模拟测量的风廓线，云在小半径处进一步减慢，得到的速度与观测和模拟基本一致。由于冲压压力只影响气体而不影响恒星，它可以导致暗条和在暗条中形成的年轻恒星之间的分离，因为它们一起穿过ICM。这种分离已经在英仙座中观察到，也存在于我们的模拟中。我们表明，星丝偏移与视线速度测量相结合，可以帮助确定冷气体的真实运动，从而区分流入和流出。
2017-03-20 astro-ph.GA
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
Formation of Massive Molecular Cloud Cores by Cloud-cloud Collision
最近对包括NGC 3603、Westerlund 2和M20在内的大质量星团周围的分子云的观测表明，大质量恒星的形成可能是由云-云碰撞引发的。通过使用三维，等温，磁流体动力学模拟与自引力的影响，我们证明了大规模的，引力不稳定的，分子云核后面的云-云碰撞引起的强冲击波形成。我们发现，由于激波压缩和压缩层中的湍流增强了磁场强度，大质量分子云核具有较大的有效金斯质量。我们的结果预测，云-云碰撞形成的大质量分子云核是平行的，并由垂直于细丝的磁场穿过。
2013-08-19 astro-ph.GA
The hydrodynamical response of cold circumgalactic clouds to quasar radiation
Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学开普天文学研究所）；Osaka University（大阪大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Musashino Art University（武藏野美术大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）
本文研究了冷星系际介质对类星体辐射的流体动力学响应，提出新的辐射屏蔽阈值，发现三种演化路径，指出弱类星体周围冷星系际介质可能经历火箭效应。
2026-04-17 astro-ph.GA
Interaction of Cosmic Rays with Cold Clouds in Galactic Halos
我们研究了宇宙线（CR）动力学对嵌入在热的、稀薄的星系晕中的冷的、稠密的云的影响。如果云内的磁场没有增加太多，阿尔文速度的局部降低会对从恒星形成星系盘流出的CR造成瓶颈。瓶颈的上游CR梯度的热气体，这意味着多相结构可能有全球影响CR驱动风。一个大的CR压力梯度也可以在云的向外边缘发展。该压力梯度具有两个独立的效果。CR将云向上推，赋予它动力。在较小的尺度上，CRs使锋面中的冷气体加压，降低其密度，这与最近COS对本地$L_{*}$星系的观测中推断的低密度冷气体一致。它们还加热了云边缘的物质，使云-晕界面变宽，并导致界面离子丰度发生可观察到的变化。由于宇宙射线加热相对于热传导加热的温度依赖性要弱得多，与传导前沿相比，CR介导的前沿具有更高的低离子与高离子的比率，与观测结果更一致。我们分别使用1D模拟和分析技术研究这些影响。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Local Leo Cold Cloud and New Limits on a Local Hot Bubble
我们提出了一个多波长的本地狮子座冷云（LLCC），一个非常接近，非常冷的云在星际介质的研究。通过对恒星吸收的研究，我们发现LLCC离我们的距离在11.3秒差距到24.3秒差距之间，这使它成为已知的离我们最近的冷中性介质云，并且在当地空腔的边界之内。在21厘米HI线的云的观测表明，LLCC是非常冷的，温度范围从15 K到30 K，是最适合由两个碰撞组件组成的模型。该云团伴随着100微米的热尘埃排放，表明尘气比略低，为48 x 10^-22兆焦耳·年·sr^-1厘米^2。我们发现，LLCC是太远了，附近的复杂的本地星际云之间的碰撞产生的，但小的相对速度表明，LLCC在某种程度上与这些云。我们使用LLCC在1/4 keV X射线中进行遮蔽实验，使我们能够区分所观察到的软X射线背景的不同可能来源。我们发现，一个本地的热泡模型不能单独考虑低纬度软X射线背景，但各向同性发射太阳风电荷交换没有重现我们的数据。在一个组合的本地热泡和太阳风电荷交换的情况下，我们排除了从本地热泡发射1/4千电子伏发射率大于1.1斯诺登/ pc在3西格玛，4倍低于以前的估计。这一结果极大地改变了我们对本地星际介质的看法。
2011-04-27 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows III: The Influence of Magnetic Fields
受外流星系观测的启发，我们研究了磁场和辐射冷却对嵌入在热风中的冷云演化的综合影响。我们进行了一系列的三维自适应网格细化，磁流体动力学模拟，跨越两个分辨率，并包括对齐和横向于即将到来的，超Alfvénic材料的领域。在非磁化的情况下，对齐的场对云的整体寿命几乎没有影响，尽管它们确实增加了风和云材料之间的混合，增加了$\approx 3.$的系数。横向场导致磁悬垂，这将云隔离，但它们也会在垂直于磁力线的方向上挤压材料，这会导致快速的质量损失。分辨率研究表明，磁化模拟比非磁化模拟具有更好的收敛性能，并且每个云半径64个区域的分辨率足以准确描述这些相互作用。我们的结论是，辐射冷却和磁场的组合效应依赖于磁场的方向，但不太可能提高云的寿命超过单独的辐射冷却的效果。
2020-02-18 astro-ph.GA
Cold Atomic Gas in the CGPS and Beyond
加拿大银河系平面调查开辟了银河系的新前景，包括冷氢云，它在经典的弥散星际介质和可以形成恒星的引力束缚分子云之间架起了一座关键的桥梁。CGPS和它的同伴IGPS的调查显示，这些过渡云是令人惊讶的广泛作为HI自吸收（HISA）的阴影对银河系HI发射背景。IGPS数据的丰富性允许详细检查HISA云的空间结构，气体性质，银河系的分布，并与分子气体的对应关系，所有这些都可以约束模型的冷HI云在不断发展的星际介质。增强具有里程碑意义的IGPS努力是新的和即将到来的调查与阿雷西博305米和澳大利亚SKA探路者望远镜。
2010-09-06 astro-ph.GA
The Remarkable High Pressure of the Local Leo Cold Cloud
利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪（STIS），我们获得了狮子座冷云（LLCC）背后两颗恒星的高分辨率紫外吸收光谱。在距离（~20 pc），它很好地放置在本地气泡内，LLCC是已知最冷（T~20 K）弥漫星际云的最近例子。对HD 85259和HD 83023的C I精细结构激发的STIS测量表明，LLCC的热气压远大于本地泡中暖云的热气压。对这两颗恒星测得的平均LLCC压力（60，000 cm $^{-3}$ K）意味着在20 K的云温下，氢密度约为3000 cm $^{-3}$，云厚约为200天文单位。这样一个薄、冷、密的结构可能出现在温暖气体汇聚流之间的碰撞界面上。然而，在HD 85259和HD 83023视线范围内，由于对暖云的速度和柱密度限制，测得的LLCC压力明显高于碰撞云解释中的预期。额外的STIS测量的锌II，镍II，和铬II列密度对HD 85259表明，LLCC有一个温和的“暖云”的灰尘耗尽模式符合其低尘气比确定从H I 21厘米和100微米的观测。在支持的推断片状几何LLCC，多历元的Na I吸收朝向高自行背景恒星的比较显示了40%的列密度变化表示LLCC Na I结构的规模为~50 AU。
2012-04-26 astro-ph.GA
Cold atomic gas identified by HI self-absorption. Cold atomic clouds toward giant molecular filaments
本文利用THOR巡天数据和astroSABER方法，通过HI自吸收识别巨分子纤维中的冷原子气体，发现其与分子气体空间相关，柱密度约为10^20 cm^-2，占原子气体预算约5%，并揭示其对数正态分布和中等超声速动力学特征。
2023-10-03 astro-ph.GA
Carbon Recombination Lines toward the Riegel-Crutcher Cloud and other Cold HI Regions in the inner Galaxy
我们在这里报告，第一次，低频CRRL与\HI \自吸收云在银河系内部的协会和CRRL从银河系最里面的$\sim 10^{\circ}$出现在Riegel-Crutcher（R-C）云。R-C云是最著名的\HI \自吸收（HISA）区域之一，位于银河系中心方向约125 pc的距离。以R-C云为例，我们证明了HISA的物理性质可以通过组合多频CRRL和\HI观测来约束。HISA云的导出的物理性质被用来确定冷却和加热速率。主要的冷却过程是\CII \ 158 \mum谱线的发射，而云内部主要的加热过程是光电发射。通过假设主要加热和冷却过程之间的热平衡，得到落在R-C云上的FUV通量（G 0 $\sim$ 4至7）的约束。在云内部每单位体积的H $_2$形成率为$\sim$ 10 $^{-10}$ -10 $^{-12}$ s $^{-1}$ \cmthree，它远远超过每单位体积的H $_2$解离率。我们得出结论，在R-C云中的自吸收冷\HI \气体可能处于向分子形式转化的过程。作为HISA特征观测到的冷\HI \气体在银河系内部无处不在，并形成了ISM的重要组成部分。我们的分析表明，结合CRRL和\HI \数据可以提供重要的洞察这些冷气体的性质。我们还估计所需的集成时间成像CRRL形成区域与即将到来的SKA探路者。利用MWA望远镜成像是可行的，具有合理的观测时间。
2011-01-25 astro-ph.GA
To Survive or to Shatter: The Impact of Cosmic Rays on the Fate of Stripped Cold Clouds
本研究通过高分辨率模拟发现，宇宙线压力使剥离冷云膨胀并增强冷却，增加其质量与流入率，最高将CGM冷气体质量提升四倍，从而影响星系恒星形成。
2025-10-24 astro-ph.GA
Exploring the Dust Population in Cold Diffuse Clouds
冷扩散云（CDCs）是致密分子云的母体，其形成和演化不仅影响恒星形成过程，而且影响大尺度星系演化。我们已经开始了一个CDC的灰尘含量的试点研究，量化不同类型的灰尘的丰度和这些分子气体的相对丰度，云的物理性质，其一般发展阶段的目标。使用测光从AKARI和其他调查，我们已经提取了一个样本的光谱能量分布（SED）的CDC尘埃热辐射在近红外到亚毫米范围。提取的SED与文献中的其他SED非常相似，证实了我们沿着视线将云排放与其他来源隔离开来。我们计划在云中的每个位置用尘埃模型拟合这个SED，自动化我们的程序来绘制这个CDC和其他人的结构。
2017-12-05 astro-ph.GA
The Milky and its Gas: Cold Fountains and Accretion
银河系正在从下落的高速云中获取气体。这些物质进入了一个盘-晕界面，在许多地方都充满了HI云，这些云是通过与恒星形成有关的过程从盘中喷射出来的。史密斯云是一个非凡的例子，高速云将相对低金属含量的气体$>10^6$ M $_{\odot}$带入银河系。它可能是一个更大的流的一部分，其中的组件现在正在通过磁盘。
2011-10-18 astro-ph.GA
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM II. Molecular oxygen abundance
分子氧一直是许多观测研究的主题，因为化学模型预测它是氧气的储存库。虽然它已经在星际介质的两个区域被探测到，但它的稀有性对天体化学模型来说是一个挑战。在本文中，我们结合了计算的物理条件与光滑粒子流体动力学（SPH）模拟与我们的全气体颗粒化学模型鹦鹉螺，研究预测的O2丰度在星际物质形成冷芯。因此，我们遵循的气体和冰的化学演化的物质包裹从弥漫的星际条件冷致密的核心。我们的大多数预测的O2丰度低于1 e-8（相对于总质子密度）和预测的柱密度在模拟冷芯是在最大的几个1 e 14 cm-2，在协议的非检测限。这种低的O2丰度可以通过以下事实来解释，即在大部分星际材料中，在O2可以在气相中形成并且免受UV光解离之前，原子氧被耗尽到晶粒表面上（并且被氢化以形成H2O）。我们之所以能得到这个结果，是因为我们考虑了从弥散介质到冷核的物理条件演化的全部历史。
2019-06-02 astro-ph.GA
On the model of the circumgalactic mist: the implications of cloud sizes in galactic winds and halos
星系周围冷/暖气体的普遍探测表明，环星系介质（CGM）是多相的和动态的。最近最先进的宇宙学星系模拟一般都低估了冷晕气体的柱密度。我们认为，这可能是由于在环银河系空间的空间分辨率和相关的物理尺度的冷气体操作的不匹配。利用半解析计算和一组磁流体动力学（MHD）模拟，我们提出了一个多相模型的气体晕周围的星系，环星系雾（CGm）。CGm模型基于这样的想法，即观测到的冷晕气体可能是嵌入热扩散晕中的冷、致密和小的云团的复合物，类似于陆地上的云和雾。我们表明，由此产生的冷气体从热不稳定性符合$N_{\rm H}\approx 10^{17}\rm{cm^{-2}}$的特征柱密度的预测由$c_s t_{\rm cool}$的分析。该模型揭示了内星系晕中存在大量的冷团块，它们的体积填充因子很小，但覆盖率很大。该模型还自然地产生了冷、暖、热气体的空间范围和差异覆盖分数。为了自洽地模拟星系内CGM和恒星形成的共同演化，未来的模拟必须解决空间分辨率和冷气体特征尺度的不匹配问题。
2018-06-27 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows V: The Role of Anisotropic Thermal Conduction
本研究使用AthenaPK模拟探讨了各向同性与各向异性电子热传导对高温磁化风中冷云团演化的影响，发现各向异性热传导的作用高度依赖磁场方向且对云团加速影响甚微。
2023-05-16 astro-ph.GA
Chemical evolution of cold dark clouds in the vicinity of supernova remnants
超新星爆炸增加了周围星际介质中的宇宙射线和x射线通量。宇宙射线粒子和x射线辐射穿透附近的分子云，影响气体的化学和热演化。在这里，我们研究了致密分子气体中的化学变化，这些化学变化受到可能由超新星爆炸引起的电离率突然增加的影响。在云核密度$2 \times 10^4$ cm $^{-3}$处，H原子丰度在照射条件改变后约$3 \times 10^4$年达到平衡值。冰幔物种丰度的响应时间为$10^4-10^5$ yr。中性和颗粒地幔物种的丰度可能不会达到平衡值的分子云附近的“中年”超新星遗迹。
2019-12-23 astro-ph.GA
ALMA view of the Galactic Center 50km/s molecular cloud
我们用ALMA对银河系中心50 km/s分子云进行了观测，寻找了分子云的结构。在CS J=2-1的发射线通道图中，我们成功地识别了27个分子云细丝使用DisPerSE算法。这是在银河系中心区域进行的首次“发现”尝试。这些分子云细丝强烈地暗示了分子云细丝在银河系中心区域的分子云中也是普遍存在的。
2016-09-29 astro-ph.GA
Star Formation Suppresion by Tidal Removal of Cold Molecular Gas from an Intermediate-Redshift Massive Post-Starburst Galaxy
观测和模拟表明，星系中的恒星形成必须被积极地抑制，以防止形成过大质量的星系。由恒星反馈或超大质量黑洞吸积驱动的星系外流经常被用来调节未来恒星形成所需的冷分子气体的数量，但可能不是所有星系中唯一相关的淬火过程。我们提出了巨大的分子潮汐功能，延伸到64千秒差距以外的一个巨大的z=0.646后星暴星系，最近结束了其主要的恒星形成插曲的发现。潮汐尾含有（1.2 +/- 0.1）x10^10 Msun的分子气体，占系统总冷气体储量的47 +/-5%。无论是规模和规模的分子潮汐功能是前所未有的相比，所有已知的附近或高红移合并系统。我们推断，在合并过程中，冷气体从宿主星系中剥离，这很可能是触发初始爆发阶段和随后抑制恒星形成的原因。虽然这只是一个例子，但这一结果表明，星系合并可以通过直接去除大部分分子气体燃料来调节遥远星系中的冷气含量，并直接抑制恒星形成，这是一种与反馈驱动外流有质的不同的物理机制。
2022-08-29 astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Topology of molecular clouds in the PHANGS-JWST catalogue in relation to the physical characteristics of their galaxies
利用拓扑数据分析PHANGS-JWST星表中的分子云，发现星系物理特征与分子云拓扑摘要之间存在相关性。
2026-06-01 astro-ph.GA
Gaussian decomposition of HI surveys. V. Search for very cold clouds
在本系列的前几篇论文中，我们已经将莱顿-阿根廷-波恩（LAB）数据库的所有HI 21厘米线轮廓分解为高斯分量，并研究了所获得的高斯分布。现在，我们感兴趣的是从一般的数据库中分离的组成部分的“云”的紧密间隔的类似高斯。在本文中，我们描述了新的云发现算法。为了分离相似高斯云，我们从五维（经度，纬度，速度，高斯宽度和高度）空间中的单链接层次聚类过程开始，但做了一些修改，以适应大量的组件。我们还使用的要求，每个云可以表示在任何观察到的天空位置，只有一个高斯，并考虑到合并云的全球属性的相似性。作为一个测试，我们应用该算法来寻找最西HI 21厘米线分量的云。利用全天空搜索冷云，我们很容易检测到已知最冷的HI云，并证明它们实际上是一条狭长的冷云带的一部分。我们模拟这些云作为一个平面的气体环的一部分，推导出它们的空间位置，并讨论它们的关系，在太阳附近的超新星壳。我们的结论是，该算法令人满意地解决了提出的任务。我们猜想，对HI最西端21厘米谱线分量的研究可能是寻找太阳附近中性气体结构的一个有用工具。
2010-01-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Fading in the Flow: Suppression of cold gas growth in expanding galactic outflows
研究通过模拟扩展喷流中冷气体云的动态，揭示了云扩展和局部压力平衡对冷气体质量增长的调控作用，并展示了其对观测结果的一致性。
2025-10-23 astro-ph.GA
Survival of higher overdensity cold gas in a turbulent, multiphase medium
本文通过Athena++三维模拟探究高过密度冷云在高温湍流介质中的存活条件，发现其存活的冷却-压碎比阈值远低于此前预期，提出了新的冷云存活判据。
2025-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Radiolysis in the Modelling of C$_{2}$H$_{4}$O$_{2}$ Isomers and Dimethyl Ether in Cold Dark Clouds
复杂有机分子（COMs）已经在各种星际源中被探测到。这些COMs在变暖源中的丰度可以通过与温度和密度增加有关的合成来解释，允许准热化学反应足够迅速地发生，以产生可观察到的COMs数量，无论是在气相中，还是在尘埃颗粒冰幔上。当温度升高到足以允许它们的热解吸时，在晶粒上产生的COM然后变成气态。最近在冷源中观测到的气态COMs还不能完全用这些气相和尘埃颗粒的产生途径来解释。辐解化学是一种可能的非热方法生产COM冷暗云。这种新方法大大增加了模拟丰富的选定的COM上的冰表面和冰地幔内由于宇宙射线轰击的激发和电离事件。我们研究了辐射分解对三种C $_{2}$ H $_{4}$ O $_{2}$异构体--甲酸甲酯（HCOOCH $_3$）、乙醇醛（HCOCH $_2$ OH）和乙酸（CH $_3$ COOH）--以及一种化学性质相似的分子二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$）在寒冷的乌云中的影响。然后，我们将我们模拟的气体丰度与TMC-1，L1689 B和B1-b中观测到的丰度进行比较。
2020-11-03 astro-ph.GA
Narrow-line HI and cold structures in the ISM
上下文在莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天空数据库中的HI线剖面中，我们发现了一个非常冷的HI云群。到目前为止，这些云在星际介质（ISM）中的作用仍然不清楚。目标。在本文中，我们试图证实窄线HI发射（NHIE）云的存在，利用从帕克斯银河系全天巡天（GASS）的数据，并试图找到他们的位置在其他最冷的组成部分的ISM。方法.我们重复搜索NHIE与GASS数据和推导或编译一些初步估计的分布，温度，距离，线性大小，列和数密度，质量，和NHIE云的组成，并比较这些数据与HI自吸收（HISA）功能，普朗克冷团（CC），和红外暗云（IRDC）的相应估计。结果我们证明，从LAB和GASS，我们可以分离出可比的NHIE复合物，所获得的NHIE云的属性是非常相似的HISA功能，但这两种类型的云有点温暖，更广泛，并具有较低的密度比在普朗克CC和IRDC的核心。结论.我们的结论是，NHIE可能是相同类型的云HISA，但在不同的观测条件下，以同样的方式作为普朗克CC和IRDC是最有可能相似的ISM结构，在不同的观测条件下，可能在略有不同的演变阶段。NHIE和HISA都可能是介于弥散冷中性介质和以普朗克CC和IRDC为代表的恒星形成分子团之间的中间相。
2013-03-01 astro-ph.GA
Dependence of Molecular Cloud Samples on Angular Resolution, Sensitivity, and Algorithms
在这项工作中，我们调查的观测和算法的影响，分子云样本确定的位置-位置-速度（PPV）空间。通过平滑和剪切银河成像卷轴画（MWISP）调查的高质量数据，我们从这些改变的数据中提取各种分子云样本与DBSCAN（基于密度的空间聚类的应用程序与噪声）算法。这些分子云样本随后被用来衡量灵敏度，角/速度分辨率和DBSCAN参数的意义。两个额外的调查，FCRAO外星系调查（OGS）和CfA-Chile 1.2米完整CO（CfA-Chile）调查，用于验证MWISP的结果。我们发现分子云星表不是唯一的，边界和数量随角分辨率和灵敏度而变化。在低角分辨率（大光束尺寸）下，分子云在PPV空间中合并在一起，而低灵敏度（高截止值）则会错过小的微弱分子云，并将大分子云的明亮部分视为单个分子云。在高角分辨率和高灵敏度下，巨分子云（GMC）被分解成单个云，它们的漫射成分也被揭示出来。因此，GMC更适合解释为分子云的簇或聚集体，即，GMC代表分子云样本本身。
2022-06-11 astro-ph.GA
Mapping of the Cold Neutral Medium via HI Phase Separation in an Atomic Cloud Undergoing Molecular Cloud Formation
Nagoya University（名古屋大学）
研究HLCG 92-35分子形成云中原子-分子气体过渡，发现冷中性介质是主要质量成分，揭示了湍流或激波驱动的非热平衡状态，识别出冷中性介质结构作为分子云的基本构建块。
2026-09-01 astro-ph.GA
Turbulent molecular clouds
恒星在分子云中形成，但我们对这一基本过程的理解仍然受到驱动其演化的物理学复杂性的阻碍。我们回顾我们的分子云的观测和理论知识，试图面对这两种方法，只要有可能。在广泛介绍冷星际介质和分子云之后，我们强调了动力学过程，特别关注湍流及其对云演化的影响。然后，我们回顾我们的速度，密度和磁场的知识。最后，我们对新的化学模型和分子云结构和恒星形成率之间的联系开放。
2012-11-03 astro-ph.GA
Insights into the physics when modeling cold gas clouds in a hot plasma
本文旨在研究一些经常提出的，但没有得到证实的参数嵌入或移动通过热等离子体的冷气体云的建模的可靠性，并在敏化建模者更仔细地考虑不可避免的代理物理过程及其相关性。首先，通过数值模拟，我们证明了星际云的自引力的影响越来越大，而且，通过这一点，反对他们的初始设置均匀。我们应用自适应网格细化代码{ \sc Flash}扩展到金属依赖的辐射冷却和外部加热的气体，自引力，质量扩散，和半解析的分子解离和原子电离。我们表明，金斯质量或Bonnor-Ebert质量的标准，分别只提供了一个充分的，但不是一个必要的条件，自引力是有效的，因为即使是低质量的云影响合理的动力学时间尺度。本文的第二部分致力于分析研究减少热传导的磁偶极子field.We表明，在这种配置，有效的热流，即在云表面上集成，抑制只有$32$百分之磁场的能量均分和仍然不显着，即使是更高的磁场强度。
2019-09-16 astro-ph.GA
The masses, structure and lifetimes of cold clouds in a high-resolution simulation of a low metallicity starburst
本研究通过高分辨率流体动力学模拟分析了低金属licity星暴中的冷气相，发现冷云遵循幂律质量函数和Larson关系，其寿命呈指数分布，支持恒星辐射和超新星在10 Myr内快速形成和破坏恒星形成云的观点。
2024-08-29 astro-ph.GA
Detection of Star Formation in the Unusually Cold Giant Molecular Cloud G216
巨大的分子云G216-2.5，也被称为马达莱纳云或马达莱纳-撒迪厄斯云，以高气体质量（1-6 x 10^5）太阳质量，低动力学温度（10 K）和缺乏明亮的远红外辐射的不寻常组合而闻名。虽然在邻近的卫星云中发现了恒星形成，但在这片云的主体中几乎没有发现恒星形成的证据。使用斯皮策太空望远镜上的IRAC和MIPS仪器的中红外观测组合，以及KPNO 2.1米上的火烈鸟相机拍摄的近红外图像，我们确定了41颗具有圆盘的年轻恒星和33颗位于云中心的原恒星。大多数年轻的恒星天体都与CS（2-1）中探测到的致密气体结构相一致。这些观测结果表明，G216的主体正在活跃地形成恒星，尽管其恒星密度与金牛座云中的恒星密度相当。
2009-02-18 astro-ph.GA
Probing the Cold Deep Depths of the California Molecular Cloud: The Icy Relationship between CO and Dust
我们在前所未有的云深动态范围（Av = 3 - 60等）内研究了加州分子云中分子气体和尘埃之间的关系。我们比较深赫歇尔为基础的尘埃消光的测量与观测的12 CO，13 CO，和C18 O J=2-1线在整个云的亚秒差距尺度。我们直接测量CO积分强度与尘埃消光的比率，以获得云中超过1 e5个独立位置处的CO X因子。与早期的研究结果一致，我们发现没有一个单一的12 CO X因子可以表征云的冷区（Tdust<20 K）中的分子气体，这占了云的大部分质量。我们能够推导出一个单值的X因子的所有三个CO同位素在温暖的（Tdust>25 K）的材料，是空间上一致的HII区域周围的恒星LKHa 101。我们推导出13 CO和C18 O的LTE CO柱密度，因为我们发现这两条线都相对光学薄。在暖云材料CO是完全在气相中，我们能够恢复总的13 CO和C18 O丰度。使用CO丰度和深赫歇尔观测，我们测量了整个云的CO冻结到尘埃上的下限，发现一些区域的CO耗尽了20倍以上。我们构建了第一张跨越巨大分子云范围的耗尽图。使用这些地图，我们确定75耗尽定义的核心，并讨论其物理性质。
2020-10-22 astro-ph.GA
What can simulated molecular clouds tell us about real molecular clouds?
我们研究了巨分子云（GMCs）的性质，从平滑粒子流体动力学模拟的一部分的螺旋星系，在高分辨率建模，与强大的星际介质的物理表示。我们研究了全球云的分子气体含量，并研究了使用CO或H2密度来定义GMC的效果。我们发现，CO可以可靠地跟踪高密度的H2气体，但错过了较低密度的H2云。我们还研究了使用3D CO密度与CO排放的效果与观察者的角度来看，并发现CO排放云跟踪以及在3D中的实际GMC的峰值，但可以错过密度峰值之间的低密度分子气体，这往往是CO黑暗。因此，CO排放通常在较大的GMC复合体中追踪较小的云。我们还调查了银河系的环境（特别是存在的螺旋臂）的影响，对GMC属性的分布，我们发现，平均属性之间的臂和臂间云是相似的，但一些分布的尾巴是指示内在的差异，在环境中。我们发现高度对流的云（类似于我们银河系的巨大分子细丝）只存在于臂间区域，由星系切变形成。我们还发现，最大规模的GMC复合体位于臂，作为更频繁的云的相互作用/合并的结果，在臂，臂云是更多的子结构，并具有更高的速度色散比臂间云。
2016-03-30 astro-ph.GA
The Correlation Between Dust and Gas Contents in Molecular Clouds
本研究对567个分子云中尘埃与气体的三维形态进行比较，确认112个强相关云，并利用CO与尘埃观测测得线性气尘关系及标高。
2024-10-17 astro-ph.GA
Molecular cloud distance determination from deep NIR survey extinction measurements
利用近红外UKIDSS银河平面巡天数据，我们沿着分子云的同一视线对单个恒星进行消光测量。使用现有的三维消光图的内部星系，提供视线特定的消光距离的关系，我们将测量到的消光分子云到相应的距离。这些距离是独立于运动学方法得出的，通常用于得出分子云的距离，因此它们没有近/远的模糊性。近/远距离模糊度已被解决的27个云和距离已被导出到20个云。结果被发现是在良好的协议与运动学测量分子云的模糊性已经得到解决，使用HI自吸收技术。
2010-05-07 astro-ph.GA
Tracing the Formation of Molecular Clouds in a Low-Metallicity Galaxy: A HI Narrow Self-Absorption Survey of the Large Magellanic Cloud
冷原子氢云是分子云的前身。由于自吸收，冷原子氢的不透明度可能很高，这种气体可能构成星际介质（ISM）的重要质量成分。原子氢气体可以通过与分子氢的碰撞冷却到比冷中性介质（CNM）中的温度低得多的温度。在本文中，我们搜索HI窄自吸收（HINSA）功能的大麦云（LMC）作为一个指标，这样的冷HI云，并使用的结果来量化原子质量和原子分子气体比。我们对HINSA特征的搜索是使用ATCA+Parkes HI调查和MAGMA CO调查对LMC中的分子云进行的。HINSA特征在所调查的视线中普遍存在。这是第一次在外部星系中探测到HINSA。LMC中的HINSA-HI/ $\rm{H}_{2}$比在0.5 \e{-3}到3.4 \e{-3}之间变化（68%的间隔），在校正前景HI气体的影响后，平均值为$(1.31 \pm 0.03)$ \e{-3}。这与银河系的数值相似，表明LMC和银河系中存在相似的冷气体部分，尽管它们的金属丰度，尘埃含量和辐射场不同。低比率也证实了，与银河系一样，分子云的形成时间尺度很短。与恒星金属丰度的情况不同，该比值没有径向梯度。没有相关性，发现我们的结果和那些从以前的HI吸收研究的LMC。
2019-11-07 astro-ph.GA
Galactic cold cores III. General cloud properties
我们检查周围的普朗克探测的云结构与赫歇尔SPIRE仪器观察到的71个字段。我们希望确定该领域的一般物理特性，并检查那里的冷高柱密度团块被发现的云形态。我们得出的色温和柱密度图的字段。我们研究了主要团块的红外光谱能量分布。云是根据其大规模形态分类。在最近发布的WISE卫星数据的帮助下，我们寻找增强的中红外散射（coreshine）的迹象，这是尘埃颗粒生长的迹象，并检查与冷团块相关的恒星形成活动。绘制的云的距离从100秒差距到几千秒差距不等，覆盖了从小于10个太阳质量的核心到质量超过10000个太阳质量的云的大小和质量。大多数场包含一些丝状结构，并且在大约一半的情况下，一个或几个丝状结构占主导地位。在十分之一的情况下，云显示出彗星的形状或具有尖锐的边界，表明受到外力的压缩。长丝的宽度通常为约0.2-0.3pc。然而，从0.1pc到1 pc有显著的变化，估计值对所使用的方法和细丝的定义很敏感。增强中红外散射，coreshine，被发现在四个云与六个额外的试探性检测。云LDN 183包含在我们的样本中，仍然是这种现象的最佳例子。大约有一半的领域与活跃的恒星形成有关，如中红外点源的存在所示。中红外源通常与亚毫米光谱仍然由冷尘埃主导的结构相吻合。
2012-02-08 astro-ph.GA
Two-component Magnetic Field along the Line of Sight to the Perseus Molecular Cloud: Contribution of the Foreground Taurus Molecular Cloud
在英仙座分子云方向的恒星光学偏振测量显示出一个完全混合的双峰分布的位置角在整个云（古德曼等，1990年）。我们研究了盖亚三角距离这些恒星，并揭示了两个组件的位置角跟踪两个不同的尘埃云沿视线。其中一个分量的偏振角为-37.6度+/- 35.2度，偏振度更高，为2.0 +/-1.7%，主要追踪英仙座分子云的距离为300 pc。另一个分量显示偏振角为+66.8度+/- 19.1度，偏振度较低，为0.8 +/-0.6%，在150 pc的距离处跟踪前景云。前景云是暗淡的，最大的视觉消光< 1马格。我们确定前景云的金牛座分子云的外缘。在英仙座和金牛座分子云之间，我们发现了一个密度较低的椭球形尘埃空腔，大小为100 - 160 pc。该灰尘腔位于l = 170度，b = -20度，d = 240 pc，其对应于通常与Per OB 2关联相关联的HI壳。因此，观测到的英仙座分子云的双分量偏振特征可以用尘埃腔前后磁场的天平面方向的组合来解释。
2021-04-24 astro-ph.GA
The Galactic Center Molecular Cloud Survey. II. A Lack of Dense Gas & Cloud Evolution along Galactic Center Orbits
我们提出了第一个系统的研究中发现的云的密度结构，在一个完整的样本，覆盖所有主要的分子云在中央分子带（CMZ;内$\sim{}200~\rm{}pc$）的银河系。这是通过使用银河系中心分子云巡天（GCMS）的数据而实现的，GCMS是第一个以干涉仪角分辨率解析CMZ中所有主要分子云的研究。我们发现，许多CMZ分子云有异常浅的密度梯度相比，在银河系的其他地区。这可能是云的弱引力结合的结果。由此产生的相对缺乏致密气体的空间尺度$\sim{}0.1~\rm{}pc$可能是原因之一，为什么在致密气体的CMZ的恒星形成（SF）被抑制的一个因素$\sim{}10$相比，太阳附近的云。另一个抑制恒星形成的因素是高SF密度阈值，这可能是由观察到的气体运动学造成的。此外，恒星形成活动和云密度结构有可能在云围绕CMZ运行时系统地演变，但这一点并不确定。
2017-06-08 astro-ph.GA
